



770. er Kopff : Die Untersuchungen H. Shapleys über Ster 
sind teils unter dem Titel: „Studies based on the 
colors and magnitudes in stellar clusters“ in den 
Contributions from the Mt. Wilson-Observatory 
(Astrophysical Journal), teils unter dem Titel: 
„Studies of magnitudes in star clusters“ in den 
Communications to the National Academy of 
Sciences desselben Observatoriums (Proceedings 
of the National Academy of Sciences) er- 
schienen?). 5 
Die Untersuchungen Shapleys, die sich zum 
größten Teil auf photographische Aufnahmen 
aufbauen, die mit den großen Spiegelteleskopen 
des‘ Mt. Wilson-Observatoriums erhalten sind, 
gehen von der Bestimmung der Ent- 
fermung der kugelförmigen Stern- 
haufen aus. Diese stellen Anhäufungen 
von Sternen dar, bei denen die Dichte von 
außen nach innen ‘so stark zunimmt,‘ daß 
im innersten Teil einzelne Sterne nicht mehr 
unterschieden werden können. Sie stehen im 
Gegensatz zu den offenen Sternhaufen, die eine 
solche “erdichtung nicht zeigen, und die meist 
unregelmäßiger als die Kugelsternhaufen ge- 
staltet sind). In einer Anzahl von kugelförmigen 
Sternhaufen finden sich  kurzperiodische Ver- 
anderliche vom Charakter der d Oephei-Sterne, 
und diese zeigen hier, ebenso wie in der kleinen 
Magellanschen Wolke (wo sie zuerst von Miß 
Leavitt aufgefunden wurden) einen einfachen 
Zusammenhang zwischen der Periodenlänge und 
der mittleren scheinbaren Helligkeit. Da die 
Sterne in jedem einzelnen dieser Gebilde prak- 
tisch dieselbe Entfernung von der Sonne be- 
sitzen, so gilt der angegebene Zusammenhang 
auch für die Periodenlänge und die absolute 
Helligkeit. Dieselbe Beziehung besteht aber in 
gleicher Weise für die isoliert auftretenden 
ö Cephei-Veränderlichen in der Nähe der Sonne. 
Für diese gestatten die bekannten Eigen- 
bewegungen die Herleitung einer mittleren 
Parallaxe und damit aus der scheinbaren Hellig- 
keit an der Sphäre die Ermittelung der absoluten 
Helligkeit, welche ein veränderlicher Stern von 
einer gewissen Periode in der Einheit der Ent- 
fernnng (entsprechend einer Parallaxe von 0,1) 
besitzt. Insbesondere hat sich auf diese Weise 
ergeben, daß Perioden, die kürzer sind als ein 
Tag, eine konstante absolute Helligkeit von 
— 0,23 Größenklassen (photographisch) zugehört. 
Veränderliche mit solchen Perioden finden sich 
in den Sternhaufen fast ausschließlich vor. 
Nun nimmt H. Shapley an, ebenso wie es 
schon. vorher Hertzsprung und Russell. für die 
Bestimmung der Entfernung der kleinen Magel- 
lanschen Wolke getan hatten, daß derselben Pe-. 
riodenlinge überall dieselbe absolute: Helligkeit 
*) Eine eingehende Darstellung der Arbeiten — 
H. Shapleys ist‘ auch in der Kultur der Gegenwart 
Dritter Teil, - 3. Abteilung, Band III, Astronomie - 
(P. Guthnick, Physik der Fixsterne) enthalten. Dort 
sind einzelne Literaturangaben zu finden. ~ ~ 
5) Abbildungen beider “Arten von an Biche = 
z. B. «Die Naturwissenschaften“ 8. Jahrg., 1920, S. 742 
ang S. 744. 
' stanten Betrag (— 8,8 Me.) zeigt. 
und mit dieser Zahl dürften wohl die 
Gstcleews 7006. 
fast ausnahmslos in Entfernunigen 
mot uagezen- ee: See 





entspricht. Hieraus kann man mit Hilfe : 
scheinbaren Helligkeit der 6 Cephei- Variablen in 
den Kugelsternhaufen deren Entfernung von der 
Sonne herleiten. -Für 7 solcher Sternhaufen ist, 
auf diese Weise die Distanz ermittelt worden. 
Diese 7 Sternhaufen zeigen besondere Eigen- 
schaften, die zu weiteren Methoden der Entfer- 
nungsbestimmung geführt haben. Faßt man in n. 
jedem kugelförmigen Sternhaufen die Helligkeit 
der 25 hellsten Sterne zu.einem Mittelwert zu- 
sammen (die fünf ersten Sterne mit den größten 
Helligkeiten hat Shapley hierbei ausgeschlossen, 
um sich von den Einflüssen der Sterne frei zu 
halten, die etwa nur zufällig auf den Sternhaufen 
projiziert sind und nicht zu ihm gehören), so ist 
das Verhältnis dieses Mittelwertes zur mittleren 
Helligkeit aller kurzperiodischen Sternhaufen. : 
variablen stets dasselbe. Die mittlere absolut 
Helligkeit der 25 hellsten Sterne ist dann, in 
Größenklassen ausgedrückt, um einen konstante 
Betrag (1,28 Mg.) größer als die mittlere Hellig- 
keit der Variablen; sie hat in der photogra = 
phischen Skala für jeden Kugelsternhaufen den 
Betrag: — 1,51 Größenklassen (photographisch) 
Fehlen demnach in einem Kugelsternhaufen die 
kurzperiodischen Veränderlichen, so kann d 
Vergleich der mittleren scheinbaren Helligkeit 
der 25 hellsten Sterne mit dem eben angegebenen 
absoluten Wert die Entfernung des Sternhaufens 
liefern. Den gefundenen Werten liegt also hier 
die Annahme zugrunde, daß für alle Kugelstern- 
haufen ausnahmslos die hellsten Sterne diesel 
absolute mittlere Helligkeit besitzen. ¥. a 
Ferner hat sich ergeben, daß die Sternen 1 
mit bekannter, mittels veränderlicher Sterne oder 
aus der absoluten Helligkeit der hellsten Sterne 
hergeleiteter Entfernung übereinstimmend Durc 
messer derselben Größe besitzen, und daß die ab- 
solute Gesamthelligkeit aller Sterns eines Hau- 
fens zusammengenommen jeweils denselben on 
Man kann 
also auch — wieder die Gültigkeit des Prin 
der physikalischen Homogenität vorausgesetzt 
aus dem scheinbaren Durchmesser an der Sp 
oder der scheinbaren Gesamthelligkeit © 































sendet worden sind, diese zu re 
Werten geführt haben. R 
Im ganzen konnten die Entfernungen vo 
kugelförmigen Sternhaufen bestimmt _ 
dieser Gebilde erschöpft sein. Die 
Werte sind Sr ee sie wisc 
“Die ae 
sind als die‘ früher für er = 

